Egy fényes, a MetRec szoftver szerint kb. -4 mg-s tűzgömb tűnt fel 2015. február 2-án 22:47:45 UT-kor Magyarország felett, a Balatontól délnyugatra. A tűzgömböt kissé felhős, a telehold által megzavart égrészen rögzítette a HUBEC meteorkamera (Becsehely, Zala megye, Igaz Antal kamerája (www.videometeor.hu), operátor: Perkó Zsolt, NAE (www.nae.hu) és a HUVCSE02 meteorészlelő videokamera (Bajai Csillagvizsgáló (www.bajaobs.hu), VCSE kamerája, operátor: Csizmadia Szilárd) rossz, párás-cirruszos égen. A tűzgömb fényessége Becsehelyről -2,3 magnitúdó, Bajáról -5,2 magnitúdó volt, de tudjuk, hogy a MetRec a nagyon fényes meteorok fényességét 1-2 magnitúdóval halványabbnak méri. Lényeges, hogy ezek a kamerák inkább a vörös-infravörös fényre érzékenyek, a szem pedig a látható fényre, ami szintén okozhat 1-2 magnitúdó (vagy több) eltérést a vizuálisan érzékelt és a videokamerák által rögzített meteorfényességben. Ezért vizuálisan akár -6…-8 mg is lehetett ez a tűzgömb.

VCSE - A HUBEC összegzett felvétele a jelenségről
VCSE – A HUBEC összegzett felvétele a jelenségről
VCSE - A HUVCSE02 összegzett felvétele a jelenségről
VCSE – A HUVCSE02 összegzett felvétele a jelenségről

A két kamera képeire alapozva Csizmadia Szilárd számításai szerint ez egy Szigma Bootida-rajtag volt. Földfelszínre vetített pályáját az alábbi ábra mutatja be. A feltűnés a Tolna megyei Úzdtól kissé nyugatra történt 104 km magasan, az eltűnés pedig a Somogy megyei Bössü és Gölle községek között történt, 82 km földfelszín feletti magasságban.

vcse_03

A tűzgömb tehát 104 +/- 5 km földfelszín feletti magasságban tűnt fel, 82,8 +/- 0,4 km földfelszín feletti magasságban tűnt el. 59,1 +/- 0,7 km/sec sebességgel mozgott a légkörben (ez a sebesség megfelel 212 760 km/óra sebességnek!).

Pályaelemei a következők voltak (zárójelben az IAU MDC-ből vett átlagos Szigma Bootida-pályelemek (a radiáns pozíciója a feltűnés időpontjára átszámolva), amikhez képest lehet hasonlítani ennek a tűzgömbnek a pályáját):

Radiáns helyzete:

RA = 220,64° (219,7°)

D = +27,64°(24,7°)

Inklináció: 107,4° +/- 0.5° (110,6°)

Nagy omega (felszálló csomó hosszúsága, ang. Node): 312.86° (308,3°)

Kis omega (napközelség hossza, perigeum argumentuma, ang. Peri): 213.9° +/- 1.0° (216,8°)

Excentricitás: 0.935 +/- 0.056 (0,881)

Napközelség (q): 0.905 CSE (0,892 CSE)

Fél nagytengely (a): 13,86 (7,5 CSE)

Naptávolság (Q): 26,82 CSE

A pályaelemek összehasonlítása alapján kétséget kizáróan egy tipikus Szigma Bootida-meteor volt a jelenség. A meteoroid a Föld légkörével való ütközése előtt olyan pályán keringett, amit az alábbi ábra mutat:

A meteoroid a Föld légkörével való ütközése előtti pályája
A meteoroid a Föld légkörével való ütközése előtti pályája

Ezen az ábrán a számok Csillagászati Egységeket jelentenek. A szaggatott vonalak belülről kifelé a Föld, a Mars és a Jupiter pályáját jelentik. A folytonos vonal a meteoroid pályaellipszisének egy részlete. Az északi ekliptikai pólus a felfelé mutató tengely irányában van.

A légkörbelépő meteoroid tömegét csak bizonytalanul tudjuk megbecsülni, mert a MetRec csak egy 30×30 pixelszámú négyzeten belül összegzi fel a fényességet, ami ezen kívülre szóródik, azt nem veszi figyelembe. Ha -7 mg-snek vesszük közelítőleg a tűzgömb fényességét, akkor ebből, a sebességéből és légkörbelépési szögéből tömegére mindössze 32 grammot kapunk. A meteor sűrűségét nem tudjuk, de ha pl. kőmeteorit volt, akkor a kőmeteoritok sűrűségére – bár az is változik típusról típusra – vegyünk pl. 3,7 gramm/köbcentimétert, ekkor a gömb alakúnak tekintett meteoroid sugara mindössze 1,3 cm volt (kerekítve). Más sűrűségekre mindenki kiszámolhatja a méretet maga, de az jól látszik, hogy a meteoroid átmérője kb. 2,6 cm körül lehetett, vagyis nagyon kicsi. A kis tömeg, a relatíve kis fényesség, a magas kialvási magasság miatt legvalószínűbb, hogy ebből nem hullott le semmi, nem érdemes keresni.

A meteor sebességének változása.
A meteor sebességének változása.
A meteor magasságának változása.
A meteor magasságának változása.

(A hullás olyan meteorok esetében valószínű, amelyekből legalább 100 gramm marad, és alacsonyra, 15-25 km földfelszín feletti magasságba lejönnek, és kicsi a sebességük, 11-25 km/sec.)

A Szigma Bootidák egy nemrégen felfedezett raj, mindössze 16 rajtagja volt eddig ismert. Segon és munkatársai a WGN 42/6-os számában publikálták pályaelemeit 2014. decemberében. A raj január 22-től február 2-ig aktív, január 28-i maximummal. Ezek az adatok és pályaelemei a jövőben nyilván pontosításra kerülnek. A raj szülőégitestje ismeretlen. A mi vizsgálataink az ilyen kevéssé ismert rajoknál segíthetnek az ismert rajtagok és pontos pályák számának növelésében, és ezzel jelentősen javíthatják a pályaelemek pontosságát, illetve annak megismerését, térben mennyire szóródtak szét a rajtagok. (Öregebb raj tagjai jobban széttartó pályákon mozognak a Naprendszerben.) Ez pedig elvezethet a szülőégitest azonosításához, ezzel pedig az üstökösök felbomlásának folyamatát és a naprendszerbeli por fejlődését tanulmányozhatjuk.

Egy fényes, kb. -10 (?) magnitúdós tűzgömb tűnt fel a címben jelzett időben. A tűzgömböt derült égen rögzítette a HUVCSE01 meteorészlelő videokamera (Zalaegerszeg, operátor: Bánfalvi Péter) és kissé felhős égen a budapesti Polaris Csillagvizsgálóban működő HUPOL kamera (operátor: Perkó Zsolt, tulajdonos: Igaz Antal). A tűzgömb fényességét a képekről csak becsülni lehet, de a telehold fényességével vetekedhet. A tűzgömb fényképei illetve Zalaegerszegről a videófelvétele:

VCSE - HUPOL képe
VCSE – HUPOL képe
VCSE - HUVCSE01 képe
VCSE – HUVCSE01 képe

Link a videó megtekintéséhez.

Olvasd tovább

A meteorok színét jobbára csak +1 magnitúdónál (lassú meteorok) vagy 0 magnitúdónál (gyors meteorok) fényesebb hullócsillagok esetén láthatjuk szabad szemmel, mert szemünk színérzékelése halvány fényforrásokra nem működik. Fotón halványabb meteorok színe is megörökíthető – főleg, ha a meteor lassú volt.

A meteorok színét az határozza meg, hogy a színképe milyen (erről lásd a lejjebb lévő jegyzetet). A színképben pedig egyszerre lehet látni magának az elpárolgóban lévő meteortestnek a színképvonalait, de a meteorpálya mentén keltett ioncsatorna nyomát is.

Lényeges, hogy a meteorjelenség során nem csak magát a pici meteordarabkát, vagy annak a fénylését látjuk, hanem a körötte lévő iongömböt vagy ioncsatornát is. A meteoroid ugyanis a légkörbeli lefékeződése során ionizálja maga körül a levegőt (a pár centiméteres meteoroidtól akár 100 méteres távolságban is!), és amikor a levegő atomjai és molekulái visszaszerzik leszakított elektronjaikat, akkor egy fénysugarat bocsátanak ki (ezt hívják rekombinációs sugárzásnak). A rekombinációs sugárzás azonban meghatározott hullámhosszon megy végbe, ezért vannak az egyes meteoroknak színei. Ehhez járul még fényesebb meteorok esetén az elpárolgó, izzó meteoritanyagnak a sugárzása.

Egyes atomok esetén nem történik ionizáció, a lefékeződés keltette magas hőmérséklet csak gerjeszti az atomban keringő elektronokat: azaz az atommagtól távolabbi pályára kerülnek. Amikor visszaugranak eredeti pályájukra, akkor ezek is egy fotont bocsátanak ki, amit észlelhetünk.

Az ionizált kalcium rekombinációs sugárzása kék színt eredményez, a sárga szín pedig a semleges magnézium gerjesztettségének megszűnését kíséri. A vörös sugárzást a semleges nátrium gerjesztettségének végét jelzi. A zöld színt rendszerint a nagyon magasan lévő semleges oxigén sugárzása okozza.

Egy rendkívül részletes – 144 oldalas! – összefoglaló jellegű tanulmány jelent meg a meteorokról Z. Ceplecha és szerzőtársai tollából a Space Science Reviews 84. kötetének 327-471. oldalán, még 1998-ban. A meteorok színképével a 354-360. oldalon foglalkoznak. Sajnos, meteorokról kevés jól elemezhető színkép áll rendelkezésre, ezek száma jelenleg egyre erőteljesebb ütemben növekszik az érzékenyebb detektorok színrelépésének köszönhetően. Noha a meteorszínképek kutatása a 19. században elindult (Konkoly Thege Miklós vizuális színképészlelései rendkívül fontosak voltak a meteorok és az üstökösök kapcsolatának megállapításában), mégis, alig néhány tucatnyi spektrum gyűlt össze a huszadik század végéig (ebben is főleg P. M. Millman jétszotta az egyik legfontosabb szerepet). Ennek oka, hogy a meteorok gyors jelenségek, alig tartózkodnak a lencsék látómezejében, rövid ideig világítják meg a fényérzékelő felületet, és még fényüket a prizma szét is húzza, így több pixelre terül szét: azaz egy-egy pixelre kevesebb fény jut, amit nehezebb érzékelni. Várható, hogy a fényérzékenyebb CCD-detektoroknak köszönhetően a jövőben több meteorszínkép birtokában leszünk majd – ennek jelei már látszanak.

Ennek ellenére a meteorok színképeiben már eddig is sikerült azonosítani a következő kémiai elemek vonalait (zárójelben hogy nagyjából milyen színben tűnik fel a vonal):

– semleges hidrogén (vörös), lítium (mélyvörös), nitrogén (kék, sárga és infravörös vonalak), oxigén (zöld és vörös vonalak), nátrium (sárga), magnézium (kék és sárga, de néha fehér is), alumínium (kék), szilicium (kék, de sárga és vörös vonalak is), kalcium (sárga és vörös vonalak), titán (kékessárga), króm (ultraibolya), mangán (kék), vas (kék, sárga, zöld), kobalt (sárga és kék vonalak);

– egyszeresen ionizált nitrogén (zöldes), magnézium (inkább kékes), szilícium (kékessárga és vörös vonalak), kalcium (kék és infravörös vonalak), titán (ultraibolya és a látható (kék) határán), króm (ultraibolya), vas (ibolya és zöld), stroncium (kékeszöld).

Felmerülhet még a kérdés, hogy miért van az, hogy ugyanazon rajtagoknak más színük van vizuálisan (szabad szemmel) észlelve és fotózva?

A válasz valószínűleg az, hogy az emberi szem és a fényképezőgép másképp és másképp érzékeny ugyanarra a hullámhosszúságú fényre. Az emberi szem a zöldessárga fényre érzékeny leginkább, a fotómasinák meg a vörösre. A fotómasinák automatikájában megpróbálják ezt szoftveresen kompenzálni, és a különböző színek erősségét úgy osztani és szorozni, hogy ez a módosított érzékenység közelítse az emberi szemet. A meteorokra azonban nehéz korrigálni, mert színképük nem teljesen folytonos, sok az emissziós vonal benne. A legtöbb fotómasinát nem meteorok spektrális energiaeloszlásának a korrigálására tervezik… Talán ennél még fontosabb és kiemelendő, hogy két ember színérzékelése is eltérhet egymástól. Ahogy két ember ugyanannak a ruhának a színét láthatja kéknek és feketének (férfi és női szemek összehasonlításánál hasonlók előjönnek…), a meteor színét is láthatja másképp két ember. Szemünk színérzékelése egyénről egyénre váltakozik.

Ehhez járul még az is, hogy a meteorjelenség halvány, a fényképezőgép még érzékelheti a színét, az emberi szem viszont kikapcsolja a színérzékelést ekkor.

Némelyik meteor színváltó. A meteornak egyfelől változik a földfelszín feletti magassága is, így a körötte lévő levegő sűrűsége is, de változik a meteorjelenség hőmérséklete is. Adott hőmérsékleten a meteor a hőmérsékletével arányos energiát tud átadni a környező levegőnek, illetve a meteortest is fokozatosan hevül fel, nem mindig állandó a hőmérséklete. A levegőben és a meteoroidban lévő különböző típusú atomok és molekulák gerjesztéséhez, illetve ionizálásához különböző hőmérséklet szükséges, vagyis más és más hőmérsékleten más és más atomok, molekulák rekombinációs sugárzását figyelhetjük meg. A színváltozás tehát a hőmérséklet változással van kapcsolatban, az pedig a levegő sűrűségváltozásaival, a meteor sebességének változásaival (lassul), illetve a meteor magasság változásával (lejjebb jön a légkörben).